igem dos elementos químicos (eneq-ufpr/maio2009)
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A Evolução Química do A Evolução Química do Universo:Universo:
A historia do universo desde a formação dos A historia do universo desde a formação dos primeiros átomos até origem da vida.primeiros átomos até origem da vida.
Sergio PillingSergio Pilling
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‐ Aprovado pela UNESCO e ONU por iniciativa da IAU.
‐Comemora 400 anos desde as primeiras observações telescópicas do céu feitas por Galileu Galilei.
‐A Astronomia é uma das ciências mais antigas e deu origem a campos inteiros da Física e da Matemática. (ex. ótica, física de partículas, relatividade geral, espectroscopia, processamento de sinais, cartografia, medição do tempo, entre outras. )
‐Há um século atrás, mal tínhamos idéia da existência de nossa própria Galáxia e hoje sabemos que existem centenas de bilhões delas.
‐‐Há poucas décadas, a Astronomia Há poucas décadas, a Astronomia revelou que todas as formas de revelou que todas as formas de matéria e energia tratadas pela Física matéria e energia tratadas pela Física são apenas uma minúscula fração do são apenas uma minúscula fração do Universo, dominado pela matéria e Universo, dominado pela matéria e energia “escuras”. energia “escuras”.
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‐A 15 anos atrás só conhecíamos os planetas do nosso sistema solar, hoje sabemos da existências de mais de 340 exoplanetas.
‐Hoje em dia já foram detectadas mais de 230 espécies moleculares (a maioria orgânica) no Cosmos (cometas, atmosferas de planetas e no meio interestelar – que esta longe de ser um espaço vazio)
‐Atualmente estamos a procura de vida extraterrestre.
‐ OBJETIVOS DO AIA 2009 Brasil.
‐Divulgar a astronomia para a comunidade e elaborar um livro com as documentando a astronomia Brasileira.
‐Palestras e observações astronômicas.
‐Estimular nos jovens a carreira científica
‐Divulgara OBA (15/maio/2009)
‐GA‐IAU 2009 (Rio de Janeiro)
Visitem: www.astronomia2009.org.br
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A Evolução Química do A Evolução Química do Universo:Universo:
A historia do universo desde a formação dos A historia do universo desde a formação dos primeiros átomos até origem da vida.primeiros átomos até origem da vida.
Sergio PillingSergio Pilling
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Moléculas no espaço?Como surgiram os átomos e os elementos químicos?
... e a vida?
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Que tal recordarmos 2 coisinhas antes?Que tal recordarmos 2 coisinhas antes?
O Efeito Doppler (~1842)O Efeito Doppler (~1842)
O espectro luminoso (~1670)O espectro luminoso (~1670)
‐‐Curva de corpo negroCurva de corpo negro‐‐Linhas espectraisLinhas espectrais
7Edwin Edwin HubbleHubble (1929) e a expansão da galáxias!(1929) e a expansão da galáxias!
Linhas espectrais deslocadas para o Linhas espectrais deslocadas para o vermelho vermelho –– RedshiftRedshift (Efeito Doppler)(Efeito Doppler)
ZZ
DistânciaDistância
8PenziasPenzias e Wilson (1965) radiação cósmica de fundo. e Wilson (1965) radiação cósmica de fundo. Um retrato o universo ainda bebezinho!Um retrato o universo ainda bebezinho!
Radiação em microondas Radiação em microondas ‐‐ Corpo negro à ~2.7 K! Corpo negro à ~2.7 K!
Universo “bebezinho” ( idade Universo “bebezinho” ( idade ~400 000 anos) ainda muito ~400 000 anos) ainda muito quente. quente. ‐‐ Corpo negro à ~3000 K!Corpo negro à ~3000 K!
Efeito DopplerEfeito DopplerFluxoFluxo
ComprCompr. onda. onda
9BigBang
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A teoria do BigBang
Partículas elementaresPartículas elementares
1ºs Núcleos1ºs Núcleos
1ºs Átomos 1ºs Átomos ((H, He,H, He, Li, BeLi, Be))
1ºs prótons e nêutrons1ºs prótons e nêutrons
Big Big bangbang
2ª geração de estrelas2ª geração de estrelas1ª geração de estrelas1ª geração de estrelas
...... 1ªs moléculas1ªs moléculas1ªs moléculas orgânicas1ªs moléculas orgânicasSurgimento da vidaSurgimento da vidaHojeHoje
RCF ~ 2.7 KRCF ~ 2.7 K
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Universo primitivo (até ~ 1 seg )Formação das partículas elementares e hadrons
Energia radiante (raios gama) é convertida em matéria e antiEnergia radiante (raios gama) é convertida em matéria e anti‐‐matéria. matéria. ((EqEq Einstein, E = m.cEinstein, E = m.c22))
Partículas elementares Partículas elementares ~10‐32 até 10‐6 segundos
Formação dos Formação dos hadronshadrons10−5 seg até ~1 seg
AntiAnti‐‐partículas (1/1bi)?partículas (1/1bi)?Ex. antiEx. anti‐‐ elétron (pósitron)elétron (pósitron)?? ??
?? ??
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Nucleossíntese primordial (~10 seg até ~ 5 min )
No fim da era da nucleossíntese a composição da matéria bariônica do universo era de 74% prótons, 24% núcleos de hélio e traços de núcleos de outros elementos leves como Lítio, Deutério e Berílio.
Nessa época oNessa época oUniverso era parecido Universo era parecido com o núcleo do Sol.com o núcleo do Sol.
Uma sopa de Uma sopa de partículas ionizadas partículas ionizadas
(PLASMA)(PLASMA)
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Atomossíntese primordial ( de 5 min até ~ 380 000 anos)
Ao longo dos primeiros 380 mil anos a temperatura do universo decresceu bastante chegando ate cerca de 3000 K, permitindo que os núcleos formados (prótons e nêutrons) combinassem com os elétrons errantes resultando em átomos neutros (recombinação). Visão clássicaVisão clássica
Nessa época o universo deixou de ser opaco a radiação como (o interior solar; espalhamento da luz pelos elétrons livres) e começou a ser transparente. Podendos ser observado nos dias de hoje como a radiação cósmica de fundo (2.7K)radiação cósmica de fundo (2.7K)
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1ªs estrelas e nucleossíntese estelar (~ 1bi ano)
Nuvem de Nuvem de átomos de H, Heátomos de H, He
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1ªs estrelas e nucleossíntese estelar (~ 1bi ano)•• Estrelas do tipo solarEstrelas do tipo solar
Queima do hidrogênio (cadeia pQueima do hidrogênio (cadeia p‐‐p)p)
~4.002
~ 4,029amu
amu
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1ªs estrelas e nucleossíntese estelar (~ 1bi ano)
Exemplo de reaçõesExemplo de reações
•• Estrelas do grade massaEstrelas do grade massa
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1ªs estrelas e nucleossíntese estelar (~ 1bi ano)
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1ªs estrelas e nucleossíntese estelar (~ 1bi ano)
Estagio finais de estrelas do grade massaEstagio finais de estrelas do grade massa
Estágios finais de estrelas do tipo solarEstágios finais de estrelas do tipo solar
anã branca
Nebulosa Planetária
Supernova
Estrelas de nêutrons, buraco negro..
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1ªs estrelas e nucleossíntese estelar (~ 1bi ano)
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Biografia das estrelas
Vento estelar forte
Vento estelar forte
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Biografia das estrelas (cont.)Vento estelar forteVento estelar forte
SolSol
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Junto às estrelas apareceram aos aglomerados de estrelas
M22, um aglomerado globular
aglomerado aberto Pleiades
Aldebaran (gigante vermelha)
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e galaxias e aglomerados de galaxias
Galaxy Cluster Abell 2218 (Gravitational Lensing))
Andromeda (nossa vizinha)
Colisões de galáxias
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O vento estelar as moléculas
••Vento solar (auroras, tempestades solares,...)Vento solar (auroras, tempestades solares,...)
••Vento estelar Vento estelar →→ envoltenvoltóório rio circunstelarcircunstelar
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Vento estelar, material circunstelar e meio interestelar
•• Vento estelar Vento estelar →→ material material circunstelarcircunstelar (estrutura em forma de disco, (estrutura em forma de disco, esfesféérica, bipolar, jatos polares) rica, bipolar, jatos polares) →→ meio interestelarmeio interestelar
Envoltório de Estrela gigante vermelha M < 8 Msol(ilustração)
Nebulosa PlanetáriaNebulosa da Ampulheta (MyCn 18)
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Abel 39Abel 39
NGC 6751
Twin Jet Nebula M2‐9
Mais ventos de nebulosa Planetárias
NGC 6826
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Vento de estrela supermassiva M ~ 120 MsolEta Carinae
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Ventos de uma remanescentes de Ventos de uma remanescentes de supernovasupernovanebulosa do caranguejo
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Al2O4 (temp ~ 1700K); silicatos (temp ~ 1400K)
Moléculas carbonaceas (C, PAHs, SiC)Moléculas voláteis – mantos (H2O, CH4…)
Grão circunstelar/ interestelar
Sedl
may
r19
94
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Particles
X-raysUV
Como essas moléculas orgânicas foram/são formadas?
UV
Particles
X-rays
HCOOH
HCOOH
X-ray
++
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Como essas moléculas são detectadas?
RadiotelescopiosRadiotelescopios((linhaslinhas rotacionaisrotacionais))
TelescopiosTelescopios InfravermlhosInfravermlhos((bandasbandas vibracinaisvibracinais))
ItapetingaItapetinga, SP, SP
VLAVLA
W33a, Proto estrela W33a, Proto estrela –– Gelo orgânico!Gelo orgânico!
SPITZER
ISO
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1ª moléculas orgânicas (~ 3.5 bi)Telescópio espacial SPITZER Telescópio espacial SPITZER
Moléculas orgânicas em galáxias distantes!Moléculas orgânicas em galáxias distantes!
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NGC 3603NGC 3603
•• Evolução estelar Evolução estelar →→ ventos ventos →→ Enriquecimento do meio interestelarEnriquecimento do meio interestelar
•• Formação de novas estrelas (+ ricas em metais)Formação de novas estrelas (+ ricas em metais)
O meio interestelar
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Nuvens moleculares: berçário estelarNuvens moleculares: berçário estelar
Nebulosa de Nebulosa de OrionOrion
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Nuvens moleculares: berçário estelarNuvens moleculares: berçário estelar
Nebulosa de Nebulosa de OrionOrion
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Universo Molecular!
Nos meteoritos também foram encontrados Nos meteoritos também foram encontrados aminoácidos, bases nitrogenadas e açúcares!aminoácidos, bases nitrogenadas e açúcares!
Alcoóis, cetonas, ácidos carboxílicos, aminas, Alcoóis, cetonas, ácidos carboxílicos, aminas, nitrilas, ésteres, ...nitrilas, ésteres, ...
Hidrocarbonetos, Hidrocarbonetos, PAHsPAHs, ....., .....
37N ~ 104 cm-3 T~10-50K!
Nuvens Moleculares (moléculas na fase gasosa e condensada)
Horse head nebula Black cloud Nebuloa (B68)
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Cruzeiro do Sul e a nebulosa do saco de carvão
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Gerações posteriores de estrelas (ricas em metais)Nuvem de átomos (ex. H, He, C, N, O, ...) e moléculas Nuvem de átomos (ex. H, He, C, N, O, ...) e moléculas (ex. (ex. HH22, silicatos, , silicatos, aguaagua, CO, , CO, COCO22, etanol, acetona, , etanol, acetona, amônia, ....)amônia, ....)
Sistemas planetários, cometas, Sistemas planetários, cometas, etcsetcs..
40W33a, W33a, ProtstarProtstar ((GibbGibb etaletal 2000) 2000)
• Objetos estelares jovens (YSOs) e discos proto planetários
• N~ 104-108 cm-3
•T ~ 10-50 K
Moléculas e gelos extraterrestres: outras evidências observacionais
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• Cometas (~80% água. CO, CO2, CH4, ....)
HaleHale‐‐BoppBopp
TempelTempel 11
Moléculas e gelos extraterrestres: outras evidências observacionais
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CometComet Halley (Halley (CombesCombes etaletal 1988)1988) TempelTempel 1 (NASA)1 (NASA)
DeepDeep impactimpact MissionMission
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Artist impressions of Enceladus
• Luas e Planetas.
Moléculas e gelos extraterrestres: outras evidências observacionais
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Enceladus (lua de Saturno).
• Luas e Planetas.
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46
Gelo de água ~ 99% + silicatos1 cm - 10 mt.
Enceladus?
Anéis de Saturno
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Europa (lua de Jupiter).
• Luas e Planetas.
Modelos propostos
Moléculas e gelos extraterrestres: outras evidências observacionais
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• Luas e Planetas
Marte ( T~ −46 °C )
gelo de CO2 na cratera Vastitas Borealis.
Efeito sazonal
Moléculas e gelos extraterrestres: outras evidências observacionais
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• Planetas anões Plutão e Eris
Eris
Plutão
Gelo de Metano
Moléculas e gelos extraterrestres: outras evidências observacionais
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Aonde mais essas moléculas são encontradas?
Murchison meteorite
•• AminoácidosAminoácidos
•• Bases de DNA.Bases de DNA.
•• AçúcaresAçúcares
•• Precursores de FosfolipídiosPrecursores de Fosfolipídios
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Aonde mais essas moléculas são encontradas?
TitãMetano e gelo de água fazem o papel da água e silicatos na terra.Tsup ~ 100K, Psup ~1.5 atm.
a)a)
Cassini-Huygens spacecraft, 2004
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Irradiação: Raios X-moles (~ 70 milhões de anos de sol)
Análises: FTIR, CROMATOGRAFIA e RMN.
RMN ok!
S. Pilling, D. Andrade, L. Ducati, R. Rittner, A. Naves de Brito. JCP, 2009, subm.
Adenina!
EXPERIMENTOS: Base nitrogenada de DNA (adenina) em Titã?
Surface deposition A
dapt
ado
NA
SA
X-raysUV, VUV
Secondary electrons
Simulaçãode Titã
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Viagem molecular ate a terra primitiva
54… e se em vez de moléculas forem as próprias células?
55
Panspermia
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• Lâmpada H (10.2 eV ~1015 fót./s ) e Luz Síncrotron (TGM; 0.1‐ 22 eV ~1011 fót./s )
• Alto Vácuo (10‐6mbar); • Bactérias Liofilizadas (Deinococus Radiodurans; E. Coli)
106 cel/μl de meio
EXPERIMENTOS: Sobrevivência de bactérias as intempéries de uma viagem interplanetária (vácuo e radiação solar)
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– Análises após as irradiações:
• Resultados: Curva de Sobrevivência; Tempo de meia vida
2009 Submitted, ScienceI .Lima., S. Pilling, J. A. Barbosa, E. J. Pacheco, C. Lage, Naves de Brtio, A. Leitao.
Ly alpha VUV LNLS
– Conclusões: • H2O + hν→ Radicais livres → Dano intracelular• liofilização garante grande resistência a radiação ionizante (poucos OH-)• Mínima rugosidade permite grande sobrevivência microbiana (Proteção)
1e15 fotons/s
16 horas de irradiação em vácuo
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Ambientes simulados (mais barato)Ambientes simulados (mais barato)
EXPERIMENTOS: Sobrevivência de bactérias as intempéries de uma viagem interplanetária (vácuo e radiação solar)
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sergiopilling@yahoo.com.brsergiopilling@yahoo.com.br
Obrigado pela sua atenção.Obrigado pela sua atenção.
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Informações complementares
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Graduação (Astronomia – UFRJ) 1995
2000
2002
2009
2003
2006
2008
Mestrado (Astronomia – ON/MCT) - Estrelas gigantes vermelhas (Visível e IR). - Observacões no Visível: Chile (ESO)
Doutorado (Astronomia – ON/MCT)- Trancado!
Doutorado (Fisico-química – UFRJ)- 2 anos e 10 meses!
Pós-Doc (Física Exp.– LNLS)
Pós-Doc (Física Exp.– PUC-Rio)
- GANIL (Franca)- China (2 vezes; IAU meeting)
- Califórnia (IAU meeting)
p
p
pp
ppp
p2005
s
ss
ppp
p ss
d
d
p – publicados; s – submetidos; d –divulgação
GANILGANIL
LNLSLNLS
LNLSLNLS
ChileChile
sLegenda dos artigos:
62
Astroquímica: Ciência multidisciplinar + Observacional + Teórica + Experimental
FOTON
63
Aonde mais essas moléculas são encontradas?
Gaseous Pillars – Eagle Nebula
SgrSgr B2 B2 withwith ALMAALMA
64
Aonde mais essas moléculas são encontradas?
65
Aonde mais essas moléculas são encontradas?
HaleHale‐‐BoppBopp
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Ciência multidisciplinar
•• Astronomia e Química Astronomia e Química
•• Física de superfícieFísica de superfície
•• Físico química: Interação radiação Físico química: Interação radiação com moléculas.com moléculas.
•• Química quântica e termodinâmica: Química quântica e termodinâmica: Reações, abundancias, ...Reações, abundancias, ...
••Biofísica: Moléculas orgânicas Biofísica: Moléculas orgânicas
•• Geofísica, geologia,ciências Geofísica, geologia,ciências planetárias, química atmosférica: planetárias, química atmosférica: Moléculas em planetasMoléculas em planetas
Tipos de ReaçõesTipos de Reações
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Nuvem de Oort- cometas Longo Período
Cinturão de asteróides - Asteróides
Kuipter belt,
- Cometas curto período - Planetas anões - Asteróides
Plan. Gigantes
Plan. Rochosos
Gelos interplanetários são os resquícios da nuvem protosolar
68
InvestigaInvestigaçções da ões da superfsuperfíície e cie e bulkbulk ao mesmo tempoao mesmo tempo pelo pelo impacto de fimpacto de fóótons ou tons ou ííons energons energééticosticos
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